The Sun is a fairly ordinary star. There are stars that are much smaller than the Sun and also stars that are much larger than the Sun. Stars with larger masses than the Sun are also hotter and brighter than the Sun. Brighter stars produce energy at a faster rate than the Sun, which means that they run out of fuel faster. Bright stars also have a more spectacular death than our Sun. Yes, I said that our own Sun will eventually die. Don't worry though, it won't happen for approximately 5 billion years and it will be a rather slow and boring death.
태양은 아주 평범한 별이다. 태양보다 무거운별은 더 많은 에너지를 방출하고 더빨리 죽는다.죽는 순간도 아주 장관이다 [대폭발]. 태양도 언젠간 죽는다. 하지만 걱정할 필요 없다. 앞으로도 50억년간 천천히 수소를 태우며 시시하게 죽어 갈테니.
In case you're still worried about the death of the Sun, let's put 5 billion years into perspective. We often think about the pyramids of Giza as old, but they were built only about 5,000 years ago, within the realm of written history. Earlier still, the oldest archaeological artifacts from North America's first aboriginal peoples date from 14,000 years ago. Which from an astronomical perspective, is still very recent history compared to the first modern humans, homo sapiens sapiens, who lived about 200,000 years ago. To put that into perspective, that's about 800 generations of humans or a time when your great, great, great, great, great, great, great, great, great, great, great, great, great, great, great, great, grandfather or grandmother lived. And that's only 200,000 years, we'll need another 25,000 of those to get to 5 billion. Let's jump back 1,000 times further. If we multiply 200,000 years by 1,000, we get 200 million years ago, which is the beginning of the Jurassic Age when dinosaurs roamed the Earth and Plesiosaurus, like this one, swam in the oceans.
우리가 오래된 과거라고 생각하는 기자의 피라미드는 겨우 5천년 전에 세워졌다. 현인류의 조상 이라는 호모 사피엔스 사피엔스가 살던 시절이 20만년 전이다. 원시 인류가 살던 20 만년을 2만5천 번 반복해야 50억 년이다. 주라기 시대가 시작될 쯤 공룡이 지구상을 거닐던 때가 2억년 전이다.
This is also close to the time it takes the Sun to make one full orbit around the center of the Milky Way Galaxy. That means the Sun celebrates its galactic birthday every 200 million years. If we multiple 200 million years by 10 we get 2 billion years, which is when the Earth's atmosphere first became rich in oxygen, a milestone in the evolution of plants and animals on Earth. The Sun is still older than 2 billion years though, since the Sun and the Earth were formed close to 5 billion years ago. This means that the Sun isn't even halfway through its life cycle yet, and it still has about 5 billion years to go.
태양이 우리 은하를 한번 공전하는데 2억 5천만년 쯤 걸린다. 지구에 산소가 풍부해져서 식물과 동물이 번성하게 된 시기는 열바퀴 쯤 돌았을 때 였다. 태양계가 형성된지 50억년 전이므로 지구상에 생명체가 번성한 이후 오늘날에 이르기까지 20억년 은 더 지났다. 태양 크기의 별이 주계열에 머무는 기간은 100억년 가량이다. 현재 태양은 50억년 됐고 앞으로 50억년은 더 산다.
주계열 별을 편의상 무게만 가지고 분류해보자. 태양보다 8배 또는 그 이상의 무게를 갖는 별을 무거운 별이라 하자. 무거운별은 짧은 생을 살다 대폭발로 마감한다. 그 이하의 무게를 갖는 가벼운 별은 잔잔한 최후를 맞는다. 수소를 소진하기까지 주계열에 약 90%를 머물다 마지막 10%의 기간을 적색거성으로 지낸다. 적색거성이 되면 부피가 주계열 별일때 보다 10에서 100배까지 불어난다. 표면이 불어나서 냉각 되면 빈법칙(Wien's Law)에서 보여 주듯이 적색으로 변하므로 적색거성이라고 부른다.
The star will expand during the red giant phase. During this phase, its mass stays approximately constant, but its radius becomes larger. The acceleration due to gravity depends on a constant divided by the square of the star's radius. This means that as a star expands, the acceleration due to gravity at the surface of the star becomes smaller. If an astronaut visits the star and floats near the surface of the star, the astronaut will feel a weaker gravitational force towards the star when the star expands. This makes it easier for the astronaut to escape from the star's gravitational pull as they leave. What is true for the astronaut is also true for the gas and the outer layers of a red giant star. As the star expands, the star's outer layers aren't very strongly attracted to the rest of the star. Any small disturbance can end up pushing the outer layers outwards.
별이 팽창하는 동안 질량은 거의 변함이 없다. 중력가속도는 중심에서 거리, 즉 반경의 제곱에 반비례한다. 팽창한 별의 표면에 있는 물질들이 받는 중력이 약해진다는 뜻이다. 중심에서 멀어 질수록 탈출 속도는 낮아지는 이유와 같다. 100배까지 팽창한 적색거성의 표면에 분포한 물질들이 받는 중력이 약해져 작은 요인에도 외부로 떨어져 나가기 쉽다.
Eventually low-mass stars end up as a red giant that sheds it outer layers into a beautiful cloud of gas confusingly called a planetary nebula. This image is a particular planetary nebula that is commonly called the ring nebula. The radius of the nebula is approximately one light year across, which is much larger than the size of the red giant whose outer layers disperse to create the nebula. At the center of the nebula, you can see a bright star. That star is a leftover core of what was once a red giant star and it's called a white dwarf star.
이 사진은 반지성운(Ring Nebula)이라고 알려진 행성상 성운(planetary nebula)이다. 적색 거성의 표면이 떨어져 나간 물질들이 중심 별의 주변에 행성처럼(planetary) 둘러싸고 있다. 성운의 중심에 있는 별을 백색왜성이다.
A white dwarf star is a rather peculiar type of star. The strangest thing about a white dwarf is that it can keep its size constant in time without any nuclear fusion keeping it hot. A typical white dwarf has a mass that is about the same as the Sun, but a size that is closer to the size of the Earth. The composition is mainly carbon that has solidified into a crystal structure, the electrons zoom around wildly creating an upward pressure that balances gravity. The electrons travel around rapidly due to a quantum mechanical effect called degeneracy pressure.
백색왜성은 아주 기이한 별이다. 내부에 뜨거운 핵융합 없이 크기를 유지하고 있다. 전형적인 백색왜성의 질량은 태양과 비슷하지만 크기는 지구만하다. 내부는 대부분 탄소로 구성되어 있는데 마치 수정처럼 결합된 고체다. 전자들이 넓게 떠 바치고 있어서 중력을 견딘다. 전자들이 빠르게 움직이는데 양자역학에서 말하는 이른바 축퇴압을 만들어낸다.
Degeneracy pressure is due to the Pauli Exclusion Principle, that states that particles such as electrons or neutrons are not allowed to exist in exactly the same state. If we were to try to make the particles have exactly the same location with zero speed, they would be identical. In order to keep their identities unique, the particles move quickly with different speeds. As a result, they move around and bounce into each other, creating a gas pressure. This effect does not depend on the temperature. So if a white dwarf cools down, the degeneracy pressure will keep the star a constant size. This means that a white dwarf star could potentially life forever.
축퇴압은 파울리의 배타원리로 설명된다. 전자나 중성자 같은 입자들은 동일한 상태(속도, 위치 등)에 동시에 존재할 수 없다. 만일 입자들을 동일한 위치에 0의 속도로 놓을 수 있다면 그 입자들은 한개의 입자로 본다. 따라서 입자들이 별개로 존재 하려면 속도가 저마다 달라야 한다. 결과적으로 이 저마다 다른 속도를 갖는 전자들이 움직이며 충돌하여 압력을 만드는데 이를 축퇴압 이라한다. 이 효과는 온도와 상관없다. 따라서 백색왜성이 냉각되더라로 축퇴압에 의해 그 크기를 유지한다. 말하자면 백색왜성은 불멸할 지도 모른다.
When we look at planetary nebula, we always see a white dwarf in the center. Ultraviolet photons emitted by the white dwarf ionize the gas in the nebula, causing it to glow with beautiful colors. Over the course of thousands of years, the gas in the nebula slowly starts to disperse and mix with the other gas in between the stars, and the white dwarf cools. After a few tens of thousands of years, the white dwarf will be isolated and will slowly cool down and fade away.
행성상 성운을 보면 중심에 항상 백색왜성이 보인다. 그리고 이 왜성이 뿜어낸 전리된 가스에서 방출되는 자외선 광자들이 멋진색을 빛어 낸다.
수천년에 걸쳐 이 가스들은 퍼져나가 다른 성간 가스들과 섞인다. 그리고 백색 왜성은 냉각된다. 일만년 쯤 후에 외톨이가 된 백색왜성은 천천히 식어가며 사라질 것이다.
In the early 1900s, astronomers thought that all stars ended up as white dwarfs. That changed in 1930 when a young Indian astrophysicist named Chandrasekhar started thinking about the electrons zooming around in a white dwarf star keeping it from gravitationally collapsing. Chandrasekhar realized that in order to keep a high mass white dwarf star from collapsing, the electrons would have to travel at faster and faster speeds. If you extrapolate, the prediction is that at some critical stellar mass, the electrons would have to move at speeds faster than light. Chandrasekhar knew that it is impossible for electrons to travel faster than the speed of light. This led him to calculate the largest mass that a white dwarf star can have. This mass is now called the Chandrasekhar mass and it's 1.4 times the mass of the Sun.
1900년대 초까지만 해도 천문학자들은 별이모두 백색왜성으로 끝나는 줄알았다. 1930년 인도의 젊은 천체 물리학자 챈드라세카드는 백색왜성의 축퇴압을 만드는 전자의 확대(the electrons zooming=전자에 의한 부풀림?)에 대해 생각하다가 거대한 백색왜성을 유지하려면 전자의 속도가 아주 빨라야 한다는 생각에 이르렀다. 그런데 전자의 속도는 빛보다 빠를수 없다. 따라서 그는 태양보다 1.4배 무거운 별은 백색왜성이 될수 없다는 결론에 이른다.
What happens if you try to add extra mass to a stable white dwarf star that has a mass equal to the Chandrasekhar mass? Well, electron degeneracy pressure will not be capable of combating gravity, and the star will collapse.
챈드라세카드 질량보다 더 무거운 별은 전자 축퇴압으로 중력을 버틸 수 없다.
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Approximately half of all stars have a binary companion. We will learn later on in module five that if two stars are very close to each other, mass can flow from one star to the other. There are many binary systems where a white dwarf star gains mass from another star.
거의 절반 이상의 별은 동반성을 가지고 있다. 나중에 5장에서 자세히 다루겠지만 한 별에서 다른별로 물질들이 빨려 들어간다. 다양한 형태의 이중성(동반성 포함) 체계에서 백생왜성은 한 별에서 다른별의 물질을 흡수하는 경우다.
If the added mass makes the white dwarf's mass go over the Chandrasekhar limit, then the white dwarf will implode. This implosion heats the star, allowing the carbon in the star to explosively fuse into heavy elements such as uranium. The explosion destroys the star and sends the heavy elements outwards. This type of explosion is called a Type One A Supernova.
만일 백색왜성의 질량이 챈드라세카르 질랴오다 커지면 (축퇴압이 중력을 견디지 못하여) 내부폭발(implosion)한다. 이때 내폭열로 인해 탄소가 우라늄 같은매우 무거운 원소로 급격히 결합(fuse) 한다. 폭발은 별을 파괴하고 무거운 원소들을 외부로 퍼뜨리는데 이를 1a형 초신성 이라한다.
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After a supernova explosion takes place, there's a hot glowing cloud of gas leftover called a supernova remnant. In the year 1572, the Danish astronomer, Tycho Brahe, observed a bright new star appear in the sky and then fade away. The new star was the supernova explosion. In modern times when we point a telescope in the part of sky where Tycho Brahe observed the supernova, we see this glowing and expanding supernova remnant. We now call this supernova remnant Tycho, after Tycho Brahe.
이런 초신성의 폭발로 거대한 가스 구름 흔적을 남기는데 초신성 잔해(supernova remnant)라 한다. 1572년 티코 브라헤는 잠깐 반짝이다 사라진 별을 관측했다. 현재의 망원경으로 티코 브라헤가 봤던 초신성이 남긴 잔해가 팽창 중인 것을 관측했다.
This picture might look similar to the picture of the ring nebula that we showed earlier, but the ring nebula is smooth, while Tycho is very lumpy. This is evidence that the process that formed the ring nebula was gentle, while the formation of Tycho was violent.
앞서 봤던 부드러운 반지성운에 비해 아주거칠다. 이는 티코 성운의 형성 과정이 매우 격렬했음을 보여준다.
In addition, Tycho is emitting x-rays, while the ring mainly emits visible and ultraviolet light. Point sources of lights are foreground stars that are located between us and Tycho. There does not appear to be any stellar core leftover after the supernova. It's probably true that all type 1a supernovas do not leave behind any remnant star.
게다가 반지 성운이 가시광선과 자외선을 방출하는 반면 티고 티코 초신성 잔해는 x-선을 방출한다. 위 사진에 찍힌 별들은 성운과 관측자 중간에 위치한 별이다. 성운 중심의 별이 보이지 않는 것으로 봐서1a형 초신성은 별(행성상 성운의 중심성)을 남기지 않는 것으로 보인다.[격렬한 폭발]
Could our Sun die in a supernova explosion? The Sun will eventually transform into a white dwarf star, but since the Sun does not have a binary companion star, it will not be in any danger of gaining so much weight that it explodes.
태양도 폭발할까? 태양은 백색왜성으로 마감할 것이다. 동반성을 가지고 있지 않으므로 질량을 구할 곳이 없어서 폭발하지 않을 것이다.
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